Steaua cu deficit de hidrogen

O stea cu deficit de hidrogen este un tip de stea care nu are hidrogen sau are puțin hidrogen în atmosfera sa [2] . Acesta este un tip destul de rar de corpuri de iluminat, deoarece majoritatea stelelor din Univers constau în principal din hidrogen, care este implicat în nucleosinteza stelară . Deficiența de hidrogen în astfel de stele se datorează îmbătrânirii lor sau unei caracteristici a structurii interne.

Descoperire

Primele premise pentru descoperire au fost făcute de Edward Pigott în 1797. El a observat o schimbare majoră în magnitudinea stelei R Coronae Borealis (R CrB) [2] [3] .

În 1867, Charles Wolff și Georges Rayet au descoperit un model neobișnuit de linii de emisie în stelele Wolf-Rayet .

Pentru prima dată, o deficiență de hidrogen în stele a fost descoperită în 1891 de Williamina Fleming [2] . Ea a observat linii de hidrogen foarte slabe la υ Sagittarii (υ Sgr), care aveau aceeași intensitate ca și liniile întunecate suplimentare [4] . În 1906, Hans Ludendorff a descoperit că liniile spectrale din seria Balmer erau absente în R CrB [2] [5] .

La acea vreme, se credea că absolut toate stelele conțin hidrogen, deoarece este necesar pentru funcționarea stelei; în acest sens, societatea a respins aceste observații. Abia în 1935-1940, odată cu apariția echipamentelor și capabilităților speciale, astronomii au putut dovedi oficial deficitul de hidrogen în stelele R CrB și υ Sgr [2] . Din 1970, multe dintre aceste stele au fost studiate, iar faptul că nu conțin hidrogen a fost în sfârșit confirmat. De atunci, studiile stelare la scară largă au descoperit un număr mare de stele cu puțin sau deloc hidrogen. Din 2008, 2000 de astfel de corpuri au fost studiate [2] .

Clasificări

În ciuda faptului că acest tip de stele este foarte rar, astronomii împart aceste stele în 5 grupe principale: stele masive sau stele deasupra secvenței principale, supergiganți de masă mică, subpitici fierbinți , stele centrale ale nebuloaselor planetare și piticele albe [2] . Au existat și alte clasificări bazate pe conținutul de carbon [6] .

Stele masive

Stelele Wolf-Rayet emit benzi luminoase în spectre continue care provin din atomi ionizați , cum ar fi heliul . Deși au existat unele dispute, acestea au condus totuși la concluzia că aceste stele au deficit de hidrogen [2] .

Supergiganți de masă mică

Acest tip se distinge prin faptul că stelele prezintă o deficiență de hidrogen abia în ultima etapă a evoluției lor. De exemplu, stelele R CrB deja menționate mai sus au deficit de hidrogen, dar mai au o diferență importantă - variația luminii; această lumină poate scădea cu cinci magnitudini în câteva zile și poate reveni la starea inițială [6] .

Pitici albe

Piticele albe cu deficit de hidrogen au fost descoperite pentru prima dată de Milton Humason și Fritz Zwicky în 1947 și de Willem Leuthen în 1952 [2] . Particularitatea acestor stele este că nu au linii de hidrogen, ci mai degrabă linii puternice de absorbție a heliului; HZ 43 este un exemplu de astfel de stea. Măsurătorile timpurii ultraviolete au indicat că steaua avea o temperatură de peste 100.000 Kelvin, dar studii mai recente au arătat o temperatură efectivă de până la 50.400 de grade [7] . Stelele de tip Canis AM sunt pitice albe binare cu deficit de hidrogen, cu orbite de ordinul a zece raze Pământului.

Formare

Oamenii de știință cred că deficiența de hidrogen este cauzată de îmbătrânirea stelelor; adică o stea folosește hidrogenul în fuziunea nucleară pe tot parcursul vieții, absorbindu-l [2] . La rândul lor, straturile de hidrogen încep să se epuizeze, ceea ce provoacă absența acestuia.

Modele teoretice detaliate sunt încă în curs de dezvoltare, deoarece astronomii nu pot spune exact ce cauzează deficitul de hidrogen [6] .

De exemplu, au fost prezentate două teorii pentru a explica formarea stelelor extreme cu heliu . Scenariul exploziei totale de heliu este o abordare cu o singură stea în care explozia de heliu servește la absorbția hidrogenului din stratul exterior al stelei. Scenariul stelei duble este următorul: apropierea a două pitice albe provoacă unde gravitaționale, ceea ce duce la distrugerea atomilor de hidrogen [8] . Pentru observații, a doua opțiune este cea mai bună [8] .

Există rezultate ale calculelor computerizate efectuate de astronomi în ultimul secol [9] . Pe baza acestora, formarea stelelor cu deficit de hidrogen poate avea loc în următoarele moduri:

• Pentru stele singulare de masă mică, până la 1,4 mase solare, evoluția se termină după stadiul de gigant roșie cu eliberarea învelișurilor exterioare ale stelei care conțin hidrogen și formarea unei nebuloase planetare în jurul unei pitice albe , constând din heliu și carbon;
• Pentru stele unice mai mari de 1,4, dar mai mici de 2 solare, dezvoltarea unei stele se poate încheia cu stadiul unei „explozii de carbon” sau a unui „nucleu de fier”, în ambele cazuri carcasa se sparge ca urmare a unei eliberări rapide de energie, lăsând în centru o pitică albă de fier și alte elemente grele;
• Pentru stele singulare cu o masă de 2 solare și mai mult, dezvoltarea se termină cu prăbușirea nucleului într-o stea neutronică și cu o masă mai mare de 3 solare - poate chiar într-o „găură neagră”. În acest caz, coaja se împrăștie la viteze care depășesc 1000 km / s, lăsând un obiect compact - o stea neutronică sau o gaură neagră;
• În imediata apropiere a stelelor, când o stea în evoluție își umple complet lobul Roche , are loc un transfer repetat de materie de la o stea la alta și o dispersie parțială în spațiu (așa-numitele stele Wolf-Rayet). Pentru diferite mase inițiale și distanțe dintre stele, procesul este diferit, dar rezultatul este și formarea de obiecte compacte. O stea mai grea evoluează mai repede și, la scurt timp după ce a transferat masa unui vecin, ea devine o gigantă roșie cu densitate scăzută, cu o coajă de heliu rarefiată (hidrogenul din straturile exterioare este capturat sau împrăștiat în spațiu). Timpul în care are loc transferul de masă este relativ scurt, ceea ce explică procentul mic de stele observat în acest moment (Wolff-Rayet);
• Stelele de masă foarte mare, de peste 30 de mase solare, sunt instabile conform rezultatelor calculelor, iar atunci când apar pulsații, își pierd masa până când devine mai mică de 30 de mase solare.

Note

1. ↑ Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W. Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht: Springer, 2010. - P. 37. - ISBN 978-1-4020-5803-5 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner și Thomas Rauch, ed. Stele cu deficit de hidrogen: o introducere . Seria de conferințe ASP Stars cu deficit de hidrogen. 391 . San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului . pp. 3-16. Cod biblic : 2008ASPC..391 ....3J .
3. ↑ Pigott, E.; Englefield, HC Despre modificările periodice ale luminozității a două stele fixe. De Edward Pigott, Esq. Comunicat de Sir Henry C. Englefield, Bart. FR S  (engleză)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London  : journal. - 1797. - 1 ianuarie ( vol. 87 ). - P. 133-141 . - doi : 10.1098/rstl.1797.0007 .
4. ↑ Fleming, M. Stele având spectre deosebite  // Astronomische Nachrichten  : journal  . - Wiley-VCH , 1891. - Vol. 126 , nr. 11 . - P. 165-166 . - doi : 10.1002/asna.18911261104 . - Cod biblic .
5. ↑ Ludendorff, H. Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi  (germană)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1906. - Bd. 173 , nr. 1 . - S. 1-6 . - doi : 10.1002/asna.19061730102 . — Cod biblic .
6. ↑ 1 2 3 Schonberner, D. (1996). CS Jeffery și U. Heber, ed. Stele cu deficit de hidrogen: o introducere . Stele cu deficit de hidrogen Seria de conferințe Societății Astronomice din Pacific. 96 . San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului (ASP). pp. 433-442. Cod biblic : 1996ASPC ...96..433S .
7. ↑ Dupuis, Jean; Vennes, Stephane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart. Proprietățile piticului alb DA fierbinte HZ 43 Bazat pe ultraviolete îndepărtate [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL] Observații  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1998. - 10 iunie ( vol. 500 , nr. 1 ). -P.L45 - L49 . - doi : 10.1086/311395 . - Cod biblic .
8. ↑ 1 2 Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara. O analiză a spectrelor ultraviolete ale stelelor extreme cu heliu și noi indicii despre originile lor  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2006. - 10 februarie ( vol. 638 , nr. 1 ). - P. 454-471 . - doi : 10.1086/498674 . - Cod biblic .
9. ↑ Rudolf Kippenhan. 100 de miliarde de sori. Nașterea, viața și moartea stelelor. - Moscova: Mir, 1989.

Link -uri

• Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Foraj, JS; Lawson, W.A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery și U. Heber, ed. Un catalog de stele cu deficit de hidrogen . Stele cu deficit de hidrogen Seria de conferințe Societății Astronomice din Pacific. 96 . San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului (ASP). pp. 471-486. Bibcode : 1996ASPC...96..471J .